우주는 정말 큰 곳입니다. 사실 수십 년 동안의 관측에 기초하여, 천문학자들은 현재 관측 가능한 우주가 약 460억 광년 정도의 크기라고 믿고 있습니다. 우리가 볼 수 없는 것까지 고려할 때, 과학자들은 우주가 920억 광년의 크기를 가지고 있다고 생각합니다. 이렇게 우주의 크기를 추정하는 것에서 가장 어려운 부분은 관련된 거리를 정확하게 측정하는 것입니다. 현대 천문학의 탄생 이후, 점점 더 정확한 방법들이 발전해 왔습니다. 천문학자들은 우리 은하 내부와 바깥에 있는 천체들의 거리를 측정하기 위해 적색 편이와 먼 별과 은하에서 오는 빛을 조사하는 것 외에도, 세페이드 변광성으로 알려진 별의 종류를 조사합니다.
세페이드 변광성
변광성은 밝기에 변동이 있는 별입니다. 변광성 중 하나인 세페이드 변광성은 뜨겁고, 질량이 태양의 5배에서 20배라는 점에서 특별한 유형의 변광성입니다. 세페이드 변광성을 대표하는 원형 별은 세페우스자리 델타입니다. 세페이드 변광성의 예측 가능한 변광 주기와 절대 광도 사이에는 직접적이며 정확한 관계성이 있습니다. 세페이드 광도 곡선의 모양은 상어지느러미의 모양과 비슷하게 갑자기 상승하여 최고점에 도달한 후 지속적으로 감소합니다.
세페이드 변광성의 변광 주기와 광도 사이의 관계는 우리 우주의 천체 거리를 결정하는 데 매우 유용합니다. 주기가 측정되면 광도를 측정할 수 있으므로, 거리 계수 방정식을 통해 항성까지의 거리를 정확하게 추정할 수 있습니다.
- m – M = 5 log d – 5
- 여기서 m은 물체의 겉보기 등급, M은 물체의 절대 등급, d는 거리(파섹)를 말합니다.
세페이드 변광성은 약 2천만 광년 거리에서 관측할 수 있고, 이들은 밝아서 수백만 광년 떨어진 곳에서도 뚜렷하게 볼 수 있기 때문에 주변의 다른 밝은 별들과 쉽게 구별할 수 있습니다. 세페이드 변광성의 변광 주기와 광도 사이의 정확한 관계를 이용하여 우주의 크기와 규모를 추론하는데, 이는 신뢰도가 높은 방법으로 매우 유용하게 사용되고 있습니다.
분류
세페이드 변광성은 질량, 나이, 진화 역사의 차이에 따라 고전적인 세페이드 변광성과 II형 세페이드 변광성으로 나뉩니다. 고전적인 세페이드 형 변광성은 타입 I형 변광성으로, 질량은 태양의 4~20배, 광도는 최대 10만 배입니다. 이들은 수 일에서 수개월에 걸쳐 매우 규칙적인 주기로 맥동을 겪습니다. 이 세페이드 변광성들은 대부분 노란색의 밝은 거성과 초거성이며, 맥동 주기 동안 수백만 킬로미터에 이르는 반지름 변화를 겪습니다. 고전적인 세페이드 은하는 국부 은하군과 그 너머 은하까지의 거리를 측정하는 데 사용되며, 허블 상수를 확립할 수 있는 수단입니다.
2형 세페이드 변광성들은 금속이 부족한 타입 II형 변광성으로, 보통 1일에서 50일 사이에 맥동을 겪습니다. 2형 세페이드 역시 태양 질량의 약 절반인 늙은 별들입니다. 2형 세페이드 변광성의 변광 주기는 각각 1-4일, 10-20일, 20일 이상으로 세분화됩니다. 2형 세페이드 은하는 은하 중심, 구상성단, 이웃 은하까지의 거리를 설정하는 데 사용됩니다.
어느 범주에도 속하지 않는 변칙적인 세페이드 변광성도 있습니다. 이 변광성의 주기는 거문고자리 RR과 비슷하지만 광도는 더 높습니다. 이들은 또한 2형 세페이드 변광성보다 질량이 크고 나이는 알려져 있지 않습니다. 동시에 두 가지 형태로 맥동하는 것이 관측되어 이중 모드 세페이드라는 이름이 붙은 것도 있습니다. 세 가지 모드에서 맥동하거나 특이한 조합으로 맥동하는 희귀한 세페이드 변광성도 있습니다.
세페이드 변광성의 관찰 역사
최초로 발견된 세페이드 변광성은 1784년 9월 영국 천문학자 에드워드 피고트가 관측한 물병자리 에타입니다. 세페우스자리 델타는 몇 달 후 영국의 아마추어 천문학자 존 구드릭에 의해 발견되었습니다. 1908년 미국 천문학자 헨리에타 스완 레빗은 마젤란운의 변광성을 조사하던 중 고전적인 세페이드 변광성들의 변광 주기와 광도 사이의 관계를 발견했습니다. 그녀는 25개의 다른 변광성의 주기를 기록한 후, 1912년에 자신의 발견을 발표했습니다.
그 후 몇 년 동안 천문학자 몇 명이 더 세페이드 변광성을 연구했습니다. 1925년 에드윈 허블은 세페이드 변광성에 기초하여 우리 은하와 안드로메다 은하 사이의 거리를 측정할 수 있었습니다. 이러한 발견은 천문학자들이 우리 은하가 유일한지, 아니면 우주의 많은 은하들 중 하나인지를 규명하고자 했던 대토론을 해결했다는 점에서 중추적이었습니다. 또한 우리 은하와 다른 여러 은하 사이의 거리를 측정하고, 이를 베스토 슬라이퍼가 측정한 적색 편이 허블과 밀턴 L과 결합함으로써, 휴메이슨은 허블의 법칙을 만들 수 있었습니다. 간단히 말해서, 그들은 우주가 수년 전에 제안되었던 팽창 상태에 있다는 것을 증명할 수 있었습니다.
20세기 동안의 추가적인 발전에는 세페이드 은하를 다른 분류로 나누는 것이 포함되었는데, 이것은 천문학적 거리를 결정하는 문제를 해결하는 데 도움이 되었습니다. 이는 1940년대에 고전적 세페이드와 2형 세페이드 사이의 크기, 나이, 광도에 따른 차이를 인식한 월터 바데에 의해 주로 이루어졌습니다.
세페이드 변광성을 이용한 거리 측정의 한계점
천문학적 거리를 결정하는 데 있어서 세페이드 변광성을 이용하는 방법에는 몇 가지 한계가 있습니다. 그중 가장 중요한 것은 2형 세페이드에서 주기와 광도 사이의 관계가 낮은 금속성, 광도 오염, 가스와 먼지가 방출하는 빛에 미치는 변화 및 알려지지 않은 영향(별의 소멸)에 의해 영향을 받을 수 있다는 사실입니다. 그러나 계측과 방법론의 발전으로 세페이드 변광성이 관측되는 정확도가 증가하고 있습니다. 시간이 지나면, 이 독특한 별들을 관찰하는 것에서 정확한 값을 산출하여 우주에 대한 우리의 이해에 대한 주요 의심의 원천을 제거해 줄 것으로 기대됩니다.
